Малі тіла у Сонячній системі

У Сонячній системі, окрім Сонця і дев'яти великих планет, є ще так звані малі тіла. Це малі планети або астероїди, комети, метеорні тіла або метеороїди і міжпланетний пил. У наш час доводиться говори­ти і про космічне сміття - сукупність штучних об'єктів та їхніх фраг­ментів у космосі, які не функціонують, але здатні пошкодити або навіть зруйнувати штучний супутник чи міжпланетну станцію.

1. Малі планети (астероїди). З 1766 року відоме правило Тиціуса-Боде, за яким можна було наближено визначити відстані пла­нет від Сонця за допомогою простої залежності:

З цієї таблиці видно, що середні відстані планет аж до Урана задовільно представлені правилом Тиціуса-Боде. От тільки між Марсом і Юпітером на той час ніякої планети відомо не було.

Після появи правила група астрономів у 1796 р. розпочала пошук небесного тіла, яке мало б знаходитися на відстані 2,8 а. о. Але відкриття цього тіла цілком випадково зробив італійський астроном Джузеппе Піацці (1746-1826). 1 січня 1801 p., займаючись складан­ням каталогу зір, він знайшов зореподібний об'єкт 7^m, який за добу змістився на 6. Цю першу з малих планет або астероїдів назвали іме­нем античної богині плодючості - Церера. Вона найбільша серед відо­мих малих планет, її діаметр оцінюють у 1 ООО км. Зразу ж було відкрито ще три малих планети: Паллада (діаметр близько 600 км), Веста (540 км) і Юнона (245 км).

Впродовж XIX ст. кількість малих планет поступово збільшува­лась, а з кінця століття їх стали відшукувати фотографічним методом: під час тривалих експозицій зображення астероїда внаслідок швидко­го руху має вигляд рисочки, а тому його неважко відрізнити від зір. Згодом на відстані від 2,2 а. о. до 3,2 а. о., у так званому поясі асте­роїдів, до кінця XX ст. було виявлено і надійно встановлено параметри орбіт понад 9 000 малих планет. Найяскравіша серед них - Веста - має блиск 6,5, всі інші - слабкіші.

Астероїдам з добре визначеними орбітами привласнюють номе­ри (в порядку відкриття) і назви. Перша сотня, за деякими винят­ками, названа іменами богинь грецької і римської міфології. Згодом астрономи звернулися до міфів інших народів, потім - до епосу. За­раз астероїди мають найрізноманітніші назви, де є імена видатних вчених: Коперник (1822), Ейнштейн (2001); географічні назви: Амазонка (1042), Україна (1709); імена персонажів художніх творів та героїнь опер: Кармен (558), Aida (861); назви наук: Гео­метрія (876), Астрономія (1154); квітів: Мальва (1072). Серед ас­тероїдів є такі, назви яких пов'язані з Україною, як-от: Ялта (1475), Одеса (2606), Київ (2171), є також Кобзар (2427), Каменяр (2428), астероїди Всехсвятський (2721), Амосов (2948), Філатов (5316) тощо.

Загалом право надати ім'я астероїдові має вчений, який його відкрив, після чого пропозиція розглядається Комісією Міжнародного Астрономічного Союзу і затверджується Конгресом МАС.

Більшість астероїдів з відомими орбітами мають розміри до кількох десятків кілометрів; це - тверді кам'янисті тіла. Кількість астероїдів з розмірами понад 1 км, можливо, сягає 50 тис, а менших від 1 км - сотні тисяч. Однак повна маса малих тіл, очевидно, не перевищує ¹/₂q маси Місяця, і з усіх астероїдів, разом узятих, скомпонувалася б планета не більша 1 500 км в діаметрі.

Рухаються астероїди навколо Сонця в той же бік, що й планети, і мають витягнуті еліптичні орбіти. Деякі виходять далеко за межі поясу астероїдів. Одні з них в афелії віддаляються за орбіту Сатурна, інші в пе­ригелії навіть проникають усередину орбіти Меркурія. Наприклад, Ікар, відкритий 1949 p., має перигелій 28 млн км і кожні 19 років на­ближається до Землі. Останній раз це відбулося 1987 p., коли відстань до астероїда становила кілька мільйонів кілометрів.

Подорожуючи до Юпітера, АМС «Галілей» (США) у 1993 р. переда­ла на Землю зображення двох астероїдів - Гаспри та Іди. Зокрема на їді (мал. 16.1 на стор. 99) поперечником 56 км вдалося розгледіти величез­ну кількість дрібних кратерів, і на віддалі до 100 км від неї - маленький супутник розміром лише 1,5 км.

З 1992 р. розпочалось відкриття нових об'єктів - астероїдів з поясу Койпера або планетоїдів («планетоподібних»). Включаючи Плутон, пояс Койпера починається за орбітою Нептуна і тяг­неться, як гадають, на відстань до 150 а.о. На початок 2000 р. було відо­мо близько 120 планетоїдів з розмірами до 400 кілометрів. А найбільший серед них, відкритий 1996 p., має розмір близько 800 км, що становить третину поперечника Плутона. За попередніми оцінками, окрім великих планетоїдів, у поясі Койпера мусять знаходитись біля 200 млн невеликих тіл розмірами 5-10 км і менше. На відміну від малих планет із поясу ас­тероїдів, ці тіла в основному складаються з льоду.

2. Комети. Певно, найефектнішими малими тілами Сонячної системи є комети. У перекладі з грецької слово «комета» означає «дов­говолоса» (мал. 16.2 на стор. 100). Довгий час, услід за Арістотелем, дотримувалися думки, нібито комети - це згущення газів у земній ат­мосфері. Лише датський астроном Тіхо Браге переконливо довів: ці об'єкти знаходяться далі від Місяця. А сподвижник Ньютона Едмонд Галлей (1656-1742) визначив, що ці світила належать до Сонячної сис­теми. Дотепер зареєстровано близько 1 100 комет.

На відміну від астероїдів, що мають орбіти з малим ексцентрисите­том, орбіти комет - це дуже витягнуті еліпси. Частіше за все еліпси ви­тягнуті так, що ділянки орбіт, які пролягають усередині Сонячної сис­теми, мають вигляд параболи чи гіперболи. Від ступеня витягнутості еліпса залежить і період обертання комети навколо Сонця. Наприклад, комета Енке має період обертання навколо Сонця 3,31 роки. Найвідоміша серед комет - комета Галлея - повертається до Сонця кожні 75,5 років. її появу у близьких до Сонця околицях зареєстровано вже ЗО разів, із них двічі - у XX ст. (1910 і 1986 pp.).

Комети, відомі за їхніми попередніми появами, астрономи назива­ють періодичними. Але таких комет небагато, близько 330. Основна маса комет, а їх відкривають щороку кілька десятків, влітають в Соняч­ну систему з величезною швидкістю і точнісінько так само, обігнувши Сонце, покидають її. їхні періоди обертання становлять від тисяч до де­сятків мільйонів років. Прилітають вони до Сонця з величезної комет­ної хмари, так званої хмари Оорта.

Згідно з теорією, розробленою у 1950 р. нідерландським астроно­мом Я. Оортом, на відстані приблизно 100-150 тис. а. о. від Сонця зна­ходиться величезна кількість - сотні мільйонів чи може й мільярди окремих комет. За припущенням, хмара Оорта - це залиш­ки матеріалу, які не пішли на утворення планет Уран і Нептун. Ще на ранніх стадіях розвитку Сонячної системи під дією збурюючих сил з бо­ку планет-гігантів вони були викинуті на велику відстань за межі пла­нетних орбіт.

В середньому раз на 20 років з'являється комета, яку добре видно неозброєним оком, усі ж інші спостерігаються лише в телескоп.

Відомий астроном Ф. Уїппл із Кембриджа припустив, що кометні ядра - це величезні грудки зі снігу, куди вкраплені туго­плавкі частинки. Безпосередня зустріч космічних апаратів «Вега-1»,

Мал. 16.1. Астероїд Іда

Мал. 16.2. Комета Хейла-Боппа

«Вега-2» і «Джотто» в 1985-1986 pp. з кометою Галлея підтвердила цю здогадку. До складу ядер комет входять в основному водяний лід та інші льоди - метановий, аміачний, з вуглекислого газу. Тугоплавкі ча­стинки складаються з металів та силікатів.

На великих відстанях від Сонця кометне ядро побачити неможливо. Адже розміри його, як правило, не перевищують 10-20 км, і світла воно відбиває дуже мало. Наприклад, у комети Галлея ядро має неправильну форму і розміри 16x8x8 км (мал. 16.3). Та з наближенням до Сонця, по­чинаючи з відстані 6 а. о., кометний лід починає випаровуватись. Газ, що випаровується, тягне за собою пилинки. Продукти випаровування і пилинки навколо ядра утворюють кому або голову комети, яск­равість якої швидко зменшується в напрямку до краю.

Під дією тиску сонячного світла і сонячного вітру (потоків заряд­жених частинок з боку Сонця) речовина голови комети відкидається у бік, протилежний від Сонця, утворюючи протяжний хвіст коме­ти. От тоді, власне кажучи, комета і стає «кометою» - «довговолосою».

Через дію тих же сил тиску, віддаляючись від Сонця, комета ру­хається вже хвостом уперед. Чим ближча комета до Сонця, тим довшим стає її хвіст, збільшується і голова комети. В момент проходження комети біля Сонця діаметр її голови може перевищувати відстань від Землі до Місяця. А хвіст комети іноді про­стягається на відстань до 150 млн км. Залежно від того, яка сила має переважну дію на комету - сила відштовхування за рахунок тиску соняч­ного вітру і сонячного світла чи сила притяган­ня з боку Сонця, - кометні хвости набувають різної форми.

За рахунок випаровування речовина комети безперервно розсіюється у просторі, і її маса Мал.16.3. Ядро комети зменшується, так само як і вміст летких скла­дових у зовнішніх шарах ядра. При проходженні перигелію поблизу земної орбіти комета може втратити поверхневий шар товщиною до кількох метрів. Тривале існування таких комет, як комета Галлея, по­яснюють утворенням пористого теплоізоляційного шару, який пере­шкоджає занадто інтенсивному випаровуванню.

Густина речовини в голові (окрім центральної її частини) та хвості комети дуже мала. А тому, якщо навіть Земля пройде крізь хвіст коме­ти, це не буде загрозою для біосфери Землі. Однак, відбиваючи сонячне світло, комети яскраво світяться на тлі ще більш розрідженого космічного простору. Але при зіткненні Землі безпосередньо з ядром комети може статися катастрофа. її масштаби залежать від розмірів яд­ра. За однією з гіпотез, Тунгуська катастрофа 1908 року була виклика­на падінням на Землю невеликої комети, що мала ядро діаметром близько 500 м. А в липні 1994 р. астрономи спостерігали явище падіння на Юпітер комети Шумейкера-Леві 9, яка перед тим завдяки притяган­ню планети розділилась на понад 20 фрагментів.

За традицією кометам присвоюють ім'я першовідкривача. Це заохочує багатьох аматорів до пошуків. У XX ст. з кожних чотирьох комет лише одну відкривали астрономи-фахівці. В наш час у космічних просторах мандрують комети, названі іменами таких українських астрономів, як Г. Неуймін, Г. Шайн, М. Черних, К. Чурюмов, С. Гера­сименко, та аматора астрономії Б. Скоритченка.

3. Метеори і метеорні потоки. Пилові частинки, що виділя­ються із хвоста й голови комети, розсіюються вздовж її орбіти. Якщо ця орбіта перетинається з орбітою Землі, то час від часу потік пилових ча­стинок буде зустрічатися з земною атмосферою.

Пилові частинки, які рухаються параболічними орбітами, мають швидкість 42 км/с. З іншого боку, швидкість руху Землі по орбіті - май­же ЗО км/с. Тому залежно від того, наздоганяють частинки Землю чи

Мал. 16.4. Метеор

рухаються їй назустріч, швидкість входження в атмосферу Землі може становити 12-72 км/с.

При рухові крізь атмосферу на висоті 110-80 км маломасивна час­тинка повністю руйнується. Світлове явище, яке спостерігається при цьому, називається метеором (мал. 16.4).

Якщо ж падає одразу багато метеорів, спостерігається незвичайне небесне явище - метеорний дощ (мал. 16.5). Здається, що всі ме­теори падають з однієї точки неба. Ця точка називається радіан­том метеорного потоку. Назва метеорного потоку пов'язується з тим сузір'ям, у якому знаходиться радіант.

Наприклад, з 12 по 14 серпня спостерігається метеорний потік Персеїди з радіантом у сузір'ї Персея. Цей потік пов'язаний з періодичною кометою Свіфта-Туттля, яка спостерігалась востаннє 1992 р. Щороку 18-19 листопада спостерігається метеорний потік Леоніди з радіантом у сузір'ї Лева, пов'язаний з періодичною кометою Темпеля-Туттля, відкритою 1865 р. Метеорний потік Оріоніди з 16 по 26 жовтня породжений кометою Галлея.

Серед метеорів, які спостерігаються на нічному небі, є й такі, що не пов'язані з метеорними потоками. Метеорні тіла або метеороїди, що їх спричиняють, мають індивідуальні орбіти. Це - випадкові, спора­дичні метеори. Як правило, це пилинки неве­ликих розмірів і мас.

Загалом за добу спалахує приблизно 100 млн метеорів, яскравіших за 5. Ще більше - телескопічних метеорів. Таким чином, щорічно на Землю випадає до 500 000 тонн космічної речовини. Але порівняно з масою Землі це - мізерна величина, яка не відіграє істотної ролі у збільшенні її маси.

Якщо в атмосферу Землі вривається метеороїд, маса якого становить десятки чи сотні
грам, то він породжує явище боліда. Яскраві боліди видно навіть удень.

Мал. 16.5. Метеорний дощ

4. Метеорити. Метеорне тіло, яке впало на Землю, називається метеоритом (мал. 16.6). Через роздроблення в атмосфері падіння на поверхню Землі цілого метеорита - велика рідкість.

У 1947 р. в горах Сіхоте-Аліня (Росія) впали залишки дуже великого ме­теорита загальною масою 23 тонни, що склало третину його початкової маси.

Якщо маса метеорита становить сотні тонн, то при ударі об поверхню Землі утворюється кратер із розмірами, які дорівнюють поперечнику мете­орита. Якщо маса метеорита становить десятки і сотні тисяч тонн, космічне

Мал. 16.6. Метеорит Мал. 16.7. Аризонський метеоритний кратер

тіло вдаряється об Землю з виділенням значної кількості теплової енергії, що породжує вибух. Такий вибух може призвести до дуже великих руйну­вань, а від метеорного тіла залишаться лише незначні уламки. Яскравим прикладом подібного є Аризонський кратер діаметром 1 200 м і глибиною 180 м (мал. 16.7). Розрахунки показують, що метеорит, який утворив цей кратер, мусив мати масу від 60 до 200 тис. тонн і розміри не менше 100 м.

На «обличчі» нашої планети зараз відомо не менше 150 кратерів, які отримали назву астроблем («зоряних ран»), їхній вік сягає десятків та сотень мільйонів років. Є астроблеми і на території України: це кільцеві структури діаметром у кілька сотень кілометрів на півночі та на півдні країни. Найдавніша з них Іллінецька (Вінницька область), вік якої близько 400 млн років, кратер має діаметр 7 км і глибину 700 м.

Щороку на поверхню Землі випадає близько 500 метеоритів масою від 1 кг і більше, проте знаходять їх лише приблизно 20. Колекції цих об'єктів налічують майже 700 метеоритів, падіння яких спостерігали, і близько 900, знайдених випадково. Найбільший метеорит Гоба, знайде­ний у Південно-Західній Африці, має масу майже 60 тонн.

У наш час найбільше метеоритів збирають в Антарктиді. У місцях, де сильні вітри зривають льодові шапки, метеорит, який упав сотні ти­сяч років тому, опиняється на поверхні. Знаходять їх багато і в сухих кам'янистих пустелях Західної Австралії та Намібії.

Залежно від хімічного складу метеорити поділяють на кам'яні хондрити - близько 85%,і кам'яні ахондри­ти (від грец. «хондрос» - «зерно») - 7 %. Таку назву метеорити от­римали через наявність або, відсутність у їхньому складі маленьких кулястих залізо-магнієвих силікатних включень у вигляді зерен.

Серед них трапляються такі, що містять вуглецеві хондри (1 %).

Окрему групу метеоритів склада­ють залізні метеорити з високим вмістом нікелистого заліза (5 %) і залізо-кам'яні (2 %) з невеликими кам'яними включеннями.

Вважається, що метеорити гене­тично пов'язані з астероїдами. За ви­нятком зразків місячного грунту, це єдині космічні тіла, які можна досліджувати в земних лабора­торіях. Припускається, що речовина Зодіакальне світло метеоритів являє собою первинну ре­човину з часів утворення Сонячної системи, а тому за їхньою допомогою визначається її вік - приблизно 4,6 млрд років.

Мал. 16.8.

Весь міжпланетний простір заповнено пилом з частинок розмірами в кілька мікронів і газом у вигляді електронів і протонів. Сонячне світло, яке відбивається пилом і розсіюється на вільних електронах, ут­ворює явище зодіакального світла (мал. 16.8). Зодіакальне світло спо­стерігається або на вечірньому небосхилі на заході, або вранці на сході перед появою Сонця. Воно має вигляд слабкого сяйва у формі конуса, вісь якого лежить вздовж екліптики.

5. Проблеми астероїдної безпеки. Серед усього розмаїття ас­тероїдів і метеороїдів астрономи виділили понад сотню тіл, які через можливість зіткнення з Землею несуть із собою потенційну небезпеку для її мешканців. І хоча досі не зареєстровано жодного випадку заги­белі людей від метеоритів, небезпека існує цілком реально.

Так, у штаті Індіана (США) метеорит упав не далі ніж за 4 м від хлопчиків, які гралися. Іншим разом, також у США, великий метеорит влучив у поштову скриньку біля сільського будинку і залишився там. У 1992 р. в Нью-Йорку метеорит вагою 12,4 кг влучив у автомобіль. Зро­зуміло, що це не єдині випадки і не виключено, що за довгу історію Землі

відбувалися зіткнення планети не тільки з метеороїдами невеликої маси, але і з астероїдами, що призводило до катастрофічних наслідків. З подібною катастрофою пов'язують загибель динозаврів 65 млн років тому.

Окрім тіл природного походження, в навколоземному просторі налічу­ють понад 7 500 штучних об'єктів. Серед них лише 6 % функціонують, а решта - залишки ракет-носіїв, фрагменти зруйнованих КА, тіла супут­ників, які виробили свій ресурс тощо - це так зване космічне сміття. Во­но може випадати на Землю, створюючи космічну загрозу.

Тому не дивно, що вчені розробляють методи своєчасного виявлення, а при потребі - і знищення небезпечних «прибульців». Спеціальні служ­би контролю, створені в провідних космічних державах, з допомогою ра­дарних, оптичних та інших методів слідкують за навколоземним просто­ром. Сучасні методики дозволяють на висотах 40-50 тис. км виявляти об'єкти до 100 см, а на висотах 200-500 км - навіть до 10 см. Розробля­ються також проекти «космічних сміттєвозів». Таким чином людство намагається захистити себе від можливої метеоритної небезпеки.

1. Сформулюйте правило Тиціуса-Боде. Як у відповідності з ним зростає відстань кожної наступної планети від Сонця?
2. Які складові виділяють у будові комети, коли вона проходить поблизу Сонця? 3. У чому полягає різниця між метеором, метеорним тілом (метеороїдом) і метеоритом?
4. Що таке «космічне сміття»?

16.1. Кільце астероїдів (К. а.) поділило планети на внутрішні (орбіти яких всередині К. а.) і зовнішні (їхні орбіти охоплюють K. а.). З'ясуйте, які з планет віднесено до одної і які до іншої групи і зіставте це з поняттями нижні і верхні планети. Визначте, у чому принципова різниця між поняттями нижня і верхня планета, внутрішня і зовнішня планета.

§17. Формування планетної системи

1. Закономірності будови Сонячної системи. Теорія, яка роз­глядає походження Сонячної системи, повинна пояснювати такі факти:

♦ орбіти всіх планет лежать практично у площині сонячного екватора;

♦ планети рухаються навколо Сонця по орбітах, близьких до кола;

♦ напрямок обертання планет навколо Сонця однаковий для всіх планет і збігається з напрямком обертання Сонця і власним обертанням планет (окрім Венери, Урана і Плутона); у тому ж напрямку, що і планети на­вколо Сонця, обертається навколо них більшість їхніх супутників;

♦ середня відстань планет від Сонця (за винятком Нептуна і Плутона) підлягає правилу Тиціуса-Боде;

♦ 99,86 % маси Сонячної системи припадає на Сонце і лише 0,14 % на планети, тоді як планетам належить 98 % моменту загальної кількості руху Сонячної системи;

♦ планети поділяються на дві групи, різко відмінні між собою за середньою густиною, хімічним складом, розмірами і внутріш­ньою будовою.

2. Трохи історії. Впродовж останніх 300 років, починаючи з Декарта (1596-1650), було висловлено кілька десятків космогонічних гіпотез і розглянуто найрізноманітніші варіанти ранньої історії Соняч­ної системи. Серед мислителів минулого, які намагалися пояснити її походження, були Ж. Бюффо (1707-1788), І. Кант (1724-1804), П. Ла­плас (1749-1827), Дж. Джінс (1877-1946) та інші. Але всі гіпотези ма­ли один недолік - добре пояснюючи одну частину спостережних фактів, вони виявлялися безпорадними перед іншою. Наприклад, гіпотеза Ла­пласа, що припускала виникнення планет із розжареної туманності, не змогла пояснити особливості розподілу моменту кількості руху між планетами і Сонцем.

При розробці космогонічної гіпотези перш за все необхідно виріши­ти питання: звідки взялася матерія, з якої утворились планети?

На сьогодні найбільш імовірним видається варіант, за яким плане­ти утворились із того ж диска, що й Сонце. Велика роль у розробці цього варіанту належить О. Ю. Шмідту (видатний матема­тик і астроном, 1891-1956), котрий першим висунув гіпотезу про те, що Земля та інші планети сформувалися з холодних допланетних тіл - планетезималей.

Спостережні дані, отримані за допомогою космічних і найпо­тужніших земних телескопів, підтверджують, що біля багатьох моло­дих зір головної послідовності (§21) справді є навколозоряні пилові обо­лонки дисковидної форми, які утворилися разом із зорею під час її фор­мування з протозоряної туманності (§ 23).

Розглянемо можливий сценарій утворення планетної системи, уточне­ний сучасними теоретиками. Найважливіше в цьому сценарії те, що він спирається не тільки на єдиний ще до недавнього часу приклад Сонячної системи, але і на приклади інших планетних систем, відкритих за останні роки. Теорія походження планетних систем біля зір, хоча і не сформульо­вана ще остаточно, має тепер під собою надійну спостережну основу.

3. Етапи формування нротопланетного диска. Маса газово-пи­лового диска, який оточує протозорю, становить кілька відсотків від ма­си Сонця і спочатку може мати розміри, порівнянні з її розмірами. Хімічний склад такого диска відповідає складу міжзоряних туманнос­тей - 99 % газу і 1 % пилових частинок розмірами від 0,1 мкм до 1 мм.

При підвищенні температури протозорі нагрівається і диск, частин­ки пилу випаровуються, молекули газу розпадаються на атоми, атоми іонізуються, а розміри диска за рахунок сильної турбуленції - різнонаправленого хаотичного руху частинок - збільшуються до кількох де­сятків астрономічних одиниць.

Для подолання класичних труднощів з перерозподілом моменту кількості руху між Сонцем і планетами припускається, що Протосонце мало відчутне магнітне поле, яке, взаємодіючи з іонізованим газом, гальмувало його власне обертання і прискорювало обертальний рух протопланетної речовини. Далі диск охолоджується, турбулентність стихає. У ньому знову утворюються тверді пилові частинки - відбувається конденсація. При цьому основні космічні елементи - водень і гелій -залишаються у вигляді газу. А просторовий розподіл пилинок за їхнім хімічним складом залежить від розподілу температури, яка зменшується по мірі віддалення від Протосонця.

Такий перший етап еволюції протопланетного диска (ППД), який триває близько 1 000 років.

На другому етапі формування ППД частинки збільшуються у розмірах, зіштовхуються одна з одною, злипаються. І коли густина пилу стає вищою за густину газу в десятки разів, пиловий диск переходить у стан гравітаційної нестійкості, за якої навіть дуже маленькі згустки, що виник­ли випадково, не розсіюються, а навпаки, з часом стають ще більшими.

Як наслідок, на третьому етапі еволюції ППД розпадається на безліч окремих малих згустків, які далі, зіштовхуючись і злипаючись, утворюють рій допланетних тіл різного розміру - планетезималі.

.4. Акумуляція планет. Утворення планетезималей тривало десятки тисяч років. Подальше об'єднання їх у планети - набагато довший процес, який тривав сотні мільйонів років.

Допланетний рій був складною системою великої кількості планете­зималей. Всі вони, окрім однакової швидкості для тіл на однаковій відстані від Сонця, мали ще й власні швидкості з випадковим роз­поділом напрямків. Планетезималі зіштовхувались, дробились, і тільки найбільші серед них поступово збільшували свої маси за умови, що швидкість зіткнення не перевищувала 1 м/с.

Внутрішню частину Сонячної системи утворили планети земної гру­пи, їхній ріст відбувався за відсутності летких газів за рахунок кам'янистих частинок і тіл, що містили в собі залізо та інші метали. Ос­новна маса газів розсіялась із зони планет земної групи через видуван­ня їх сонячним вітром, який очистив від них і віддаленіші простори Со­нячної системи. Проте планети-гіганти Юпітер і Сатурн встигли увібра­ти в себе достатню кількість газів, як і взагалі переважну частину речо­вини всієї планетної системи. Причому спочатку, як і в планетах земної групи, у них утворилися ядра із кам'янистих і льодових планетезима­лей, а потім поверх них нарощувались воднево-гелійові оболонки.

Така схема утворення планет-гігантів підтверджується фактами. По-перше, з'ясувалося, що їхні ядра мають приблизно однакову масу - 14-20 мас Землі, тоді як частка водню і гелію закономірно зменшується. По-друге, існують такі «речові докази» ранньої історії планет-гігантів, як їхні супутники та кільця. Адже випадання газу на планети також супровод­жується утворенням навколо них газово-пилових дисків. Із цих дисків і утворилися супутники, причому розподіл їхніх густин, розмірів і мас по­вторює розподіл планет на земну групу і планети-гіганти.

Щодо найдальшої планети Плутон з його супутником Хароном, то, очевидно, ці два тіла - найближчі та найбільші серед понад стоти­сячної сім'ї транснептунових об'єктів поясу Койпера. Формування з них ще більш масивної планети через дуже повільний рух і низьку гу­стину речовини йшло так повільно, що не завершилось і досі. І вже ніколи не завершиться, бо взаємні зіткнення, а також збурююча дія Урана і Нептуна значно зменшила їхню кількість.

Особливості обертання навколо своїх осей Венери і Урана поясню­ються тим, що в період «бурхливої» юності Сонячної системи ці планети пе­режили зустріч з дуже масивними планетезималями, такими, що енергії зіткнення виявилося достатньо для того, щоб Уран «покласти на бік», а у Венери змінити напрямок обертання навколо осі на протилежний.

5. Утворення астероїдів і комет. Оскільки загальна маса всіх астероїдів не перевищує ¹/₂₀ маси Місяця, то пояс астероїдів, подібно до кілець Сатурна, - це речовина, що не спромоглася стати пла­нетою. Таке визначення дав свого часу О. Ю. Шмідт, який припустив, що процесові акумуляції завадило сусідство масивного Юпітера. Але чому ж тоді сам Юпітер сформувався не на місці поясу астероїдів, на відстані 3-4 а.о., а далі - на відстані 6 а. о.?

Як вказують розрахунки, на відстані 3-4 а. о. ще є леткі речовини у газоподібному стані, тоді як на відстані Юпітера пролягає межа конден­сації водяної пари. Тому в його зоні гравітаційна нестійкість виявилась раніше, тверді згущення росли набагато стрімкіше, ніж у зоні асте­роїдів. А далі Протоюпітер, набравши масу, своїм гравітаційним збу­ренням не дав сформуватися планеті у поясі астероїдів.

Більше того, він змінив орбіти деяких із астероїдів так, що ті стали рухатися по витягнутих, а не колових орбітах, перетинаючи орбіти Марса, Землі і навіть Венери та Меркурія. Два таких невеликих асте­роїди свого часу були захоплені Марсом, перетворившись на його супут­ники. Деякі астероїди перетворилися з часом на супутники планет-велетнів і рухаються тепер навколо них не в прямому, а у зворотному на­прямку (проти обертання планети навколо осі).

Астероїди продовжують зіштовхуватися, дробитись на менші улам­ки, даючи початок метеорним тілам - метеороїдам, які й у наш час ви­падають на Землю та на інші небесні тіла у вигляді метеоритів.

Щодо комет, то за сучасними уявленнями періодичні комети прихо­дять до Сонця із поясу Койпера. Всі інші комети - це льодяні планете­зималі, закинуті планетами-велетнями в період формування планетної системи на відстань 100-150 тисяч а. о., де вони утворюють уже згада­ну велетенську і дуже розріджену кометну хмару Оорта. Кометна речо­вина під час руху комет поблизу Сонця поповнює міжпланетний простір пилом та газом, який вимітається сонячним вітром за її межі.

6. Земля на початку історії. Початок геологічної історії Землі тісно пов'язаний з її утворенням. Розрахунки показують, що ріст Землі до сучасних розмірів і маси тривав не менше 100 млн років. При цьому температура її поверхні не перевищувала 350-400 К. її надра під дією гравітаційного стискання були дещо теплішими, але не набагато. Земля прогрілася завдяки тому, що в акумуляції брали участь дуже великі тіла радіусом до сотень кілометрів. Падіння таких тіл спричиняло утворення величезних кратерів, під якими до глибини 1-2 тис. км формувались зо­ни високої температури, до 1 500-2 500 К.

Іноді температура сягала точки плавлення гірських порід, і тоді во­ни розділялися за складом: важкі хімічні елементи (метали) опускали­ся до центра, а легкі спливали. Додатковий розігрів надр відбувався і за рахунок стиснення порід шарами, що лежали вище. Але основним джерелом розігріву планети був розпад радіоактивних елементів - урану, торію і калію, які в невеликих кількостях були в кам'янистій речовині.

Мал. 17.1. Схема формування Сонячної системи

Атмосфера і гідросфера поступово виділилися з твердої речовини планети, оскільки гази і вода входять як складові у гірські породи.

Аналізуючи хімічний склад Сонячної системи, ми знаходимо в пла­нетах високий вміст тих хімічних елементів, які синтезуються під час термоядерних реакцій у надрах зір.

Як вони потрапили у протопланетний диск? Відповідь одна - під час появи наднових (
§ 24), які шаленою силою вибуху розкидають їх у навколишній простір. Отже, слід припустити, що перш ніж з'явилася Сонячна система, речовина, з якої вона формувалась, безперервно по­повнювалась важкими хімічними елементами внаслідок спалахів над­нових у Галактиці.

Ось такі основні риси сценарію, згідно з яким утворилась Сонячна планетна сім'я (мал. 17.1). Але цей сценарій дає відповіді не на всі запи­тання. Наприклад, не зовсім ясно, як утворився Місяць - супутник Землі; незрозуміло, чому у Венери і Меркурія супутники взагалі відсутні, тоді як навіть у деяких астероїдів і супутників планет, не ка­жучи вже про всі інші великі планети, супутники є? А зараз, коли відкрито інші планетні системи, ми знаходимо, що вони не зовсім схожі на Сонячну. Це свідчить про те, що в питанні походження та розвитку планет ще рано ставити крапку.

1. Які закономірності будови нашої планетної системи слід пояснити теоретично?

2. У чому полягають основні етапи формування протопланетного диска?

3. Як пояснюється несхожість хімічного складу, розмірів і густин між планетами земної групи і планетами-гігантами?

4. Довгий час існувала гіпотеза про утворення поясу астероїдів внаслідок розпаду гіпотетичної планети Фаетон між орбітою Марса і Юпітера. Подумайте, чи могло так бути насправді?

5. Скільки часу пішло на зростання Землі до її сучасних розмірів?

СОНЦЕ -НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ

СОНЦЕ -НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ

Сонце - центральне світило у Сонячній системі. Події та явища, що відбуваються на ньому, значною мірою визначають процеси, які відбува­ються на планетах, зокрема і на планеті Земля.

Водночас Сонце - типова жовта зоря серед багатьох мільярдів інших, що населяють нашу Галактику. Завдяки винятковій близькості до Землі Сонце - єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї власти­вості порівняно з іншими зорями добре вивчені.

Отже, вивчаючи Сонце, ми починаємо краще розуміти природу інших зір, недосяжних для безпосереднього дослідження через їхню відда­леність. Важливо досліджувати Сонце і з огляду на те, що воно - джерело життя на Землі.

Поиск по сайту: